Звездная величина

Видимая звездная величина (m; часто ее называют просто "звездная величина") указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т.е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 ок. 126 до н.э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Б.Медведицы блеск около 2^m, у Веги около 0^m. У особо ярких светил значение звездной величины отрицательно: у Сириуса около -1.5^m (т.е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает -5^m (т.е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ-, ИК-). В данном случае "видимая" (англ. apparent) означает "наблюдаемая", "кажущаяся" и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу (см.: визуальная звездная величина).

Абсолютная звездная величина (М) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило в том случае, если бы расстояние до него составляло 10 парсеков и отсутствовало бы межзвездное поглощение света. Таким отразом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).

Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (m_v). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (m_P). Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию и желтый светофильтр, получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (m_Pv), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы диапапазонов, в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (B m_Pv), а синий - к фотографическому (B m_P).

Значения звездных величин в определенных диапазонах ("фильтрах") обычно записывают так: m_P = 5; V = 11; U = 7.8 и т.п., не употребляя при цифре верхнего индекса m, поскольку и так ясно, о каких единицах идет речь. Иногда видимую звездную величину в каком-либо фильтре записывают так: m_B = 5 или m_V = 8. Обычно такую запись используют в формулах, где помимо видимой величины встречается и абсолютная, например: M_V= m_v + 5 - 5 lg r (пк).

Кроме спектрально-чувствительных приемников существуют болометры - интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (m_b или m_bol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) вычислить светимость объекта.

Сурдин В.Г., ГАИШ, Москва
Глоссарий Astronet.ru